Spettroscopia

La spettroscopia è quella branca della fisica che studia gli atomi e le molecole scomponendo la luce emessa dai corpi caldi con un prisma, ad esempio. Le righe spettrali ci informano di quali sono le frequenze emesse o assorbite da una data sostanza, e la misura di queste frequenze ci dice di qual è la sostanza che emette quella luce.

La luce emessa da un corpo caldo e denso, quindi allo stato solido o liquido o di gas ad alta pressione come una stella si presenta come uno spettro continuo (figura in alto).

La luce bianca del Sole, per esempio, presenta uno spettro del genere, che si può ottenere scoponendo i colori con un prisma. L'arcobaleno fa lo stesso, solo che al posto del vetro del prisma abbiamo le gocce d'acqua piovana. Notare come siano presenti tutte le frequenze.

Si può fare in modo che un gas emetta luce eccitandolo, quindi fornendogli energia dall'esterno, ad esempio riscaldandolo oppure ponendolo in un forte campo elettrico come quello di una lampada a gas, dove la differenza di potenziale è di alcuni KV (chiloVolts). In una lampada al gas (neon, mercurio, idrogeno) gli urti tra gli atomi con gli ioni accelerati dal campo elettrico producono transizioni degli elettroni nei livelli più alti o addirittura ionizzazioni. Il successivo e immediato diseccitamento porta gli elettroni nello stato di minima energia, negli orbitali più interni. L'elettrone perde la sua energia emettendo un quanto di luce ovvero un fotone.

Nella figura 2 (al centro) puoi rivedere (ricorda l'esperienza di laboratorio) la luce emessa da un gas eccitato. Questa si presenta con delle righe poichè solo la frequenza varia in modo discreto essendo legata agli stati energetici dell'atomo.

La frequenza della luce di quelle righe è legata all'energia perduta dall'elettrone durante il suo “viaggio di ritorno” (meglio dire diseccitamento) secondo la solita relazione dell'energia del fotone.

Come si deve interpretare lo spettro in basso in figura 2? Nota che si tratta del negativo dello spettro di emissione posto al centro.

Se poniamo un gas freddo di fronte a una sorgente che emette uno spettro continuo il gas freddo posto davanti ad essa assorbirà le sue frequenze che corrispondono alle righe brillanti dello stesso gas incandescente. Questo perchè un gas può assorbire le stesse frequenze che emette, dato che l'energia del fotone è utilizzata per eccitare l'elettrone. Pertanto risultano mancanti, di colore nero, alcune righe, ma la cosa importante è che lo spettro consente allo stesso modo di riconoscere la sostanza gassosa che ha assorbito la luce.

Utilizza queste applet Java per comprendere meglio i concetti di cui sopra e quelli spiegati nella pagina sull'atomo di Bohr.

Applet: vari spettri di luce

In basso hai lo spettro della luce visibile in funzione della lunghezza d'onda (inversamente proporzionale alla frequenza). Noi vediamo la luce che va da 400nm (blu) a 700 nm (rosso). Se non sai cosa è un nanometro o qual è la relazione tra lunghezza d'onda e frequenza vai a riguardartelo. Seleziona nel menù la sorgente di luce.

Al centro vedi come varia l'intensità.

Nota come il Sole abbia uno spettro continuo, mentre il gas di idrogeno abbia uno spettro a righe. Una lampada a fluerescenza. come quelle che abbiamo in classe, appare con delle righe che si stagliano in un debole spettro continuo.

Applet: analisi delle righe spettrali

Questa applet ti consente di far fare dei salti all'in sù (eccitazione) o all'in giù (diseccitazione) all'elettrone. Clicca su “destination orbit” per decidere dove vuoi mandare l'elettrone e poi clicca su “jump”. Osserva le righe che hai prodotto rispettivamente nello spettro di assorbimento e di emissione.

Applet:livelli energetici dell'atomo di idrogeno

Ci sono due schede. Lasciare la prima e passare direttamente alla seconda.

Con il mouse si può tracciare una freccia che rappresenta un transizione dell'elettrone. Si vede che al variare della dimensione del salto varia l'energia e anche il colore del fotone emesso. Solo quelli che arrivano nel secodo livello sono visibili con un colore, gli altri sono neri. Sai dire perchè?

La serie di righe che riguarda il primo livello (n=1) è detta 'serie di Lyman', quella relativa all'orbitale n=2 serie di Balmer ed è l'unica che ha delle righe che cadono nel visibile, di cui quella rossa è la più intensa.

Così che si riesce a sapere quali sostanza compongono le atmosfere stellari: il gas stellare, incandescente, emette uno spettro continuo, ma deve attraversare l'atmosfera della stella, che ha una temperatura nettamente minore, alla quale la materia non è più completamente ionizzata. Questa materia assorbe selettivamente determinate caratterstiche freqenze, privando lo spettro originario di alcune righe, che ci appaiono meno brillanti, se non completamente opache. E poichè abbiamo ragione di pensare che tutto il materiale stellare sia fatto degli stessi costituenti dell'atmosfera, lo studio di questa luce ci dà indicazioni precise su quali siano gli ingredienti che fanno una stella, ma anche una nebulosa (oggetti lontani anche migliaia o milioni di anni luce), quindi anche l'intero universo.

E' interessante scoprire che atomi e molecole così lontani presentino proprietà e rispettino leggi identiche a quelle che abbiamo scoperto e testato qui sulla Terra.

Il redshift è l'innalzamento della frequenza dovuto all'avvicinarsi dela sorgente di luce. L'equivalente per il suono è l'effetto della sirena, il cui suono è più acuto in avvicinamento e più grave di quello reale in allontanamento.

Per la luce la frequenza (ma anche la lunghezza d'onda) indica il colore, quindi in allontanamento abbiamo un arrossamento (redshift) e in avvicinamento una tendenza al blu (blushift). Redshift significa che le righe spettrali si spostano tutte verso il rosso.

Utilizza questa bella applet per generare lo spettro di un atomo a tuo piacimento. Puoi sovrapporre uno sopra l'altro vari atomi, per renderti conto come sia difficile riconoscere la presenza simultanea di varie sostanze che emettono la luce che stai guardando.

Puoi anche vedere la differenza tra lo spettro di assorbimento e quello e di emissione per lo spettro che hai generato.

Ora varia la velocità e nota come tutto lo spettro si sposti. Occhio che devi usare il cursore che c'è al centro.

Si capisce che lo spettro è sempre riconoscibile, e l'entità dello spostamento consente di misurare la velocità della sorgente.

I moti stellari

In questo modo riusciamo a misurare le velocità di allontanamento o di avvicinamento delle stelle

L'espansione dell'universo

Come sai l'universo è in espansione. Come possiamo saperlo? Le galassie lontane sembrano tutte in allontanamento perchè i loro spettri presentano tutti un redshift proporzionale allo loro distanza, come se noi e le galassie stesse giacessimo nella superficie di un pallone che si gonfia. Sicchè un punto dell'universo più lontano da noi recede a velocità maggiore e presenta un redshift più elevato.

Devi però sapere che questo redshift, che prende il nome di redshift cosmologico, è di natura diversa da quello indicato al punto precedente. Non sono le galassie che si muovono, ma lo spazio stesso, è l'universo stesso ad espandersi.